[論文レビュー] Observations and modelling of a clumpy galaxy at z=1.6: Spectroscopic clues to the origin and evolution of chain galaxies

F. Bournaud, E. Daddi+8 more|ArXiv.org|Mar 27, 2008

Astronomy and Astrophysical Research被引用数 75

ひとこと要約

本研究では、SINFONIの積分場分光法と流体力学的モデルを用いて、z=1.6の塊状で高赤方偏移を持つ銀河を調査し、その運動学的性質と金属量勾配が、合体とは異なり内部ディスクの破壊によって最もよく説明されると判明した。結果は、塊集合銀河が現在のスパイラル銀河の前身である可能性を支持しており、塊の移動とバルジの成長によってディスクが形成されることを示唆している。

ABSTRACT

We investigate the properties of a clump-cluster galaxy at redshift 1.57. The morphology of this galaxy is dominated by eight star-forming clumps in optical observations, and has photometric properties typical of most clump-cluster and chain galaxies. Its complex asymmetrical morphology has led to the suggestion that this system is a group merger of several initially separate proto-galaxies. We performed H_alpha integral field spectroscopy of this system using SINFONI on VLT UT4. These observations reveal a large-scale velocity gradient throughout the system, but with large local kinematic disturbances. Using a numerical model of gas-rich disk fragmentation, we find that clump interactions and migration can account for the observed disturbed rotation. On the other hand, the global rotation would not be expected for a multiply merging system. We further find that this system follows the stellar mass vs. metallicity, star formation rate and size relations expected for a disk at this redshift, and exhibits a disk-like radial metallicity gradient, so that the scenario of internal disk fragmentation is the most likely one. A red and metallic central concentration appears to be a bulge in this proto-spiral clumpy galaxy. A chain galaxy at redshift 2.07 in the same field also shows disk-like rotation. Such systems are likely progenitors of the present-day bright spiral galaxies, forming their exponential disks through clump migration and disruption and fueling their bulges. Our present results show that disturbed morphologies and kinematics are not necessarily signs of galaxy mergers and interactions, and can instead result from the internal evolution of primordial disks.

研究の動機と目的

• 鎖状銀河に類似した複雑な形態を示す塊状で高赤方偏移銀河の起源を調査すること。
• 乱れた運動学的性質や非対称性が、銀河の合体の兆候であるのか、それとも内部ディスク過程の兆候であるのかを特定すること。
• 塊集合銀河の運動学的性質と金属量勾配を形作る要因として、内部ディスクの破壊と外部の合体のどちらがより重要であるかを評価すること。
• 観測されたUDF 6462の性質が、ディスク不安定性モデルの予測と合体シミュレーションの予測と一致するかを検証すること。

提案手法

• VLTのSINFONIを用いて、z=1.6の銀河UDF 6462の空間的分解能を持つHα積分場分光法を実施し、運動学的性質をマッピングした。
• ガスを豊富に含むディスクの破壊を模擬する数値流体力学的シミュレーションを用い、塊の形成、内向き移動、および相互作用の運動学的影響をモデル化した。
• 観測された速度勾配と運動学的不規則性を、合体モデルとディスク破壊モデルの両方の予測と比較した。
• 観測データと化学進化を組み合わせたTree-SPHシミュレーションを用いて、半径方向の金属量勾配を分析し、豊かさの歴史を評価した。
• 観測されたSedと形態が、内部ディスク進化と合体シナリオのどちらと整合性があるかを評価した。
• 合体モデル（潮汐的塊を伴う）とディスク破壊モデル（勾配が保存される）における金属量分布を対比した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 UDF 6462における観測された大規模な速度勾配と局所的な運動学的不規則性は、合体ではなく内部ディスクの破壊によって説明可能か？
• RQ2 UDF 6462における半径方向の金属量勾配は、ディスク起源を支持するのか、それとも合体銀河に既存のバルジからの豊かさを示唆するのか？
• RQ3 シミュレートされた銀河合体における金属量分布は、UDF 6462で観測された中心への集中とどのように対比されるか？
• RQ4 ディスク不安定性によって形成された塊状系と銀河合体によって形成された系とで、半径方向の金属量勾配はどの程度保存されるか？
• RQ5 UDF 6462の運動学的および光度的性質は、高赤方偏移の塊集合銀河の進化的経路にどのような示唆をもたらすか？

主な発見

• 銀河UDF 6462は、大規模な速度勾配に加え、局所的な運動学的不規則性を示しており、単純な複数回の合体シナリオとは整合しない。
• 数値的モデリングにより、ガスを豊富に含むディスク内での塊の相互作用と内向き移動が、観測された運動学的複雑性を再現可能であることが確認された。
• 観測された半径方向の金属量勾配—中心に金属量ピーク、外側の塊に低い金属量—は、合体ではなく内部ディスクの破壊によって最もよく説明される。
• 合体シミュレーションでは、外側の星形成塊が潮汐的引き剥がしや内側ディスクからの豊かさ供給により金属量が上昇しがちであるが、これはUDF 6462で観測された金属量パターンと矛盾する。
• UDF 6462の赤く金属量の高い中心濃縮部は、塊の移動と合体によって形成される原始バルジと解釈される。
• 同じ領域に存在するz=2.07の第二の鎖状銀河もディスク的回転を示しており、このような系が現在のスパイラル銀河の一般的な前身である可能性を支持する。